The puzzling nature of dwarf-sized gas poor disk galaxies

• Main Author: Janz, J. (Joachim)
• Other Authors: Laurikainen, E. (Eija)
• Format: Doctoral Thesis
• Language: English
• Published: University of Oulu 2013
• Online Access: http://urn.fi/urn:isbn:9789526200613; http://nbn-resolving.de/urn:isbn:9789526200613

Abstract Early-type dwarf galaxies were originally described as elliptical feature-less galaxies. However, later disk signatures were revealed in some of them. In fact, it is still disputed whether they follow photometric scaling relations similar to giant elliptical galaxies or whether they are rather formed in transformations of late-type galaxies induced by the galaxy cluster environment. The early-type dwarf galaxies are the most abundant galaxy type in clusters, and their low-mass makes them susceptible to processes that let galaxies evolve. Therefore, they are well-suited as probes of galaxy evolution. In this thesis we explore possible relationships and evolutionary links of early-type dwarfs to other galaxy types. We observed a sample of 121 galaxies and obtained deep near-infrared images. For analyzing the morphology of these galaxies, we apply two-dimensional multicomponent fitting to the data. This is done for the first time for a large sample of early-type dwarfs. A large fraction of the galaxies is shown to have complex multicomponent structures. The photometric parameters of the inner and outer components of the dwarfs are compared to bulge and disk components of other galaxy types from studies using a similar decomposition approach. The parameters of the bulges and disks form rather tight relations of size as a function of galaxy brightness. The inner and outer components of the dwarfs are offset from the extrapolations of these scaling relations, and we conclude that their nature is different. Complementary N-body simulations illustrate that the inner and outer components of the dwarfs may indeed have been formed from the disks of late-type galaxies that are harassed by the cluster environment. The multiple structure components may also explain our finding that the early-type dwarf galaxies show subtle deviations from common scaling relations with bright elliptical galaxies, i.e. the relation of size versus galaxy brightness. The dwarfs and giants would be expected to follow jointly one such relation, based on the observed, continuos variation of the light profiles, if all the galaxies followed simple one-component profiles. Altogether our results indicate that many of the early-type dwarf galaxies may be disk galaxies. This view is supported by the fact that their sizes and galaxy brightnesses place the early-type dwarfs close to the extrapolation of the scaling relation of these parameters of disks in bright galaxies, but offset from that of the bulges. A possible explanation for early-type dwarfs beings disks is that they have been transformed from late-type disk galaxies by the cluster environment. Furthermore, we demonstrate that processes that may be responsible for such transformations are also viable options for: (i) explaining that the slowly moving nucleated early-type dwarfs in the cluster center are round, while the fast moving are flat, (ii) making blue-compact dwarfs to evolve into early-type dwarfs, and (iii) forming ultra-compact dwarfs by disruption of nucleated early-type dwarfs. === Tiivistelmä Varhaisen tyypin kääpiögalakseja on alunperin pidetty elliptisinä piirteettöminä galakseina. Myöhemmin on kuitenkin osoittautunut, että jotkut niistä sisältävät kiekkomaisia rakenteita. On edelleenkin epäselvää, seuraavatko ne jättiläisellipsigalaksien tapaan fotometrisiä skaalarelaatioita, vai ovatko ne pikemminkin muodostuneet myöhäisen tyypin galakseista galaksijoukoissa tapahtuneiden vuorovaikutusten seurauksena. Varhaisen tyypin kääpiögalaksit ovat runsaslukuisin tyyppi galaksijoukoissa, ja niiden pieni massa tekee niistä erityisen alttiita muutoksille ja näin ollen myös galaksien kehittymiselle. Kääpiögalaksit ovatkin erittäin sopivia kohteita tutkittaessa galaksien kehitystä. Tässä väitöskirjassa tutkitaan varhaisen tyypin kääpiögalaksien mahdollista kehityksellistä yhteyttä muun tyyppisiin galakseihin. Työtä varten valitsimme 121:n galaksin otoksen, jolle otettiin syviä kuvia lähi-infrapunassa. Analysoitaessa niiden morfologiaa sovelsimme 2-dimensionaalista menetelmää, jossa analyyttisia funktiota sovitettiin useisiin eri rakennekomponentteihin. Kyseessä on itse asiassa ensimmäinen kerta, kun monikomponenttimenetelmää on sovellettu suurelle joukolle kääpiögalakseja. Osoitamme, että suurin osa kääpiögalakseista on monimutkaisia systeemejä, joilla on useita fysikaalisia rakennekomponentteja. Kääpiögalaksien sisä- ja ulko-osien fotometrisiä parametrejä verrataan muiden galaksityyppien (kirkkaat galaksit) keskuspullistumien ja kiekkojen fotometrisiin parametreihin töissä, joissa on aiemmin käytetty samaa monikomponenttien sovitusmenetelmää. Kirkkailla galakseilla sekä keskuspullistumilla että kiekoilla on selkeä korrelaatio galaksin koon ja kirkkauden välillä. Extrapoloitaessa kyseiset relaatiot kääpiögalaksien alueelle, sekä niiden sisä- että ulkokomponentit poikkeavat kyseisistä relaatioista, minkä katsotaan osoittavan, että ne ovat myös luonteeltaan erilaisia. N-kappaleen simulaatiot myös osoittavat, että kääpiögalaksien sisä- ja ulkokomponentit ovat todellakin voineet syntyä myöhäisen tyypin galakseista, ns. ‘harassment’-prosessissa galaksijoukon sisällä. Löytämämme monikomponenttirakenteet voivat olla myös selitys sille, miksi kääpiögalaksit hieman poikkeavat kirkkaille ellipsigalakseille löydetyistä skaalarelaatioista, kuten galaksin koko suhteessa sen kirkkausprofiiliin. Mikäli kaikki varhaisen tyypin galaksit omaisivat vain yhden komponentin, kääpiö- ja jättiläisgalaksien olettaisi hyppäyksettä noudattavan kyseistä relaatiota, ottaen huomioon, että niiden kirkkausprofiilit muuttuvat tasaisesti galaksin kirkkauden/koon myötä. Kaiken kaikkiaan tuloksemme viittaavat siihen, että monet varhaisen tyypin kääpiögalakseista saattavat olla kiekkogalakseja. Tätä käsitystä tukee myös se, että galaksin koon ja kokonaiskirkkauden perusteella kääpiögalaksit sijoittuvat lähelle samaa relaatiota kuin kirkkaiden galaksien kiekot (extrapoloitaessa relaatio kääpiögalaksien alueelle), mutta selvästi poikkeavat vastaavasta relaatiosta galaksien keskuspullistumille. Mahdollinen selitys sille, miksi varhaisissa kääpiögalakseissa on kiekkoja on, että ne ovat muodostuneet myöhäisen tyypin kiekkogalakseista ympäristön vaikutuksesta. Olemme lisäksi osoittaneet, että samat prosessit, joita tarvitaan tekemään myöhäisen tyypin spiraaligalaksista varhaisen tyypin kääpiögalaksi, voivat olla selityksenä myös seuraaville havainnoille: (i) lähellä joukon keskustaa hitaasti liikkuvat ytimelliset varhaisen tyypin kääpiögalaksit ovat pyöreitä, kun taas nopeasti liikkuvat ovat litteitä, (ii) siniset kompaktit kääpiögalaksit muuttuvat varhaisen tyypin kääpiögalakseiksi, (iii) ytimelliset varhaisen tyypin kääpiögalaksit menettävät identiteettinsä ja niistä syntyy ultrakompakteja kääpiösysteemejä. === Zusammenfassung Zwerggalaxien frühen Typs wurden ursprünglich als elliptische Galaxien ohne herausstechende Merkmale beschrieben. Später wurden jedoch Anzeichen für Scheiben entdeckt. In der Tat wird noch heute darüber gestritten, ob sie ähnlichen Skalierungsrelationen folgen wie die großen elliptischen Galaxien, oder ob sie eher aus Galaxien späten Typs durch Transformation, ausgelöst durch die Galaxienhaufenumgebung, entstanden sind. Die Zwerggalaxien frühen Typs sind der häufigste Galaxientyp in Haufen, und ihre geringe Masse macht sie für Prozesse anfällig, die die Galaxien verändern. Damit sind sie als Testobjekte für das Studium von Galaxienentwicklung gut geeignet. In dieser Doktorarbeit erforschen wir mögliche Verwandtschaften und entwicklungstechnische Verbindungen zwischen den Zwerggalaxien frühen Typs und anderen Galaxientypen. Wir haben eine Auswahl von 121 Galaxien beobachtet und tiefe nah-infrarot Bilder aufgenommen. Um die Morphologie dieser Galaxien zu analysieren, modellieren wir die Daten mit zweidimensionalen Mehrkomponenten-Fits. Das ist das erste Mal, dass diese Technik für eine große Auswahl an Zwerggalaxien frühen Typs angewandt wird. Es wird gezeigt, dass ein großer Teil der Galaxien komplexe Mehrkomponenten-Strukturen hat. Die photometrischen Parameter der inneren und äußeren Komponenten der Zwerggalaxien werden mit den zentralen Verdickungs- und Scheibenkomponenten anderer Galaxientypen aus Studien, die mit ähnlichen Dekompositionsmethoden durchgeführt wurden, verglichen. Die Parameter der Verdickungen und Scheiben formen relativ strenge Relationen der Größe als Funktion der Galaxienhelligkeit. Die inneren und äußeren Komponenten der Zwerggalaxien sind im Vergleich zu den Extrapolationen dieser Skalierungsrelationen verschoben, und wir folgern, dass sie anderer Natur sind. Ergänzende N-Körper Simulationen illustrieren, dass die inneren und äußeren Komponenten der Zwerggalaxien in der Tat als Teile der Scheiben von Galaxien späten Typs durch die Einflüsse der Haufenumgebung geformt sein können. Die mehrfachen Strukturkomponenten könnten auch unser Ergebnis erklären, dass die Zwerggalaxien frühen Typs geringe Abweichungen von gemeinsamen Skalierungsrelationen mit den hellen elliptischen Galaxien, wie zum Beispiel in der Relation zwischen Größe und Galaxienhelligkeit, zeigen. Die Zwerg- und großen Galaxien sollten aufgrund der beobachteten kontinuierlichen Veränderung der Lichtprofilformen einer solchen Relation gemeinsam folgen, falls alle Galaxien einfache Einkomponenten-Profile hätten. Insgesamt deuten unsere Resultate an, dass viele der Zwerggalaxien frühen Typs Scheibengalaxien sein könnten. Diese Ansicht wird unterstützt durch die Tatsache, dass die Größen und Helligkeiten der Zwerggalaxien frühen Typs nahe der Extrapolation der Scheiben in hellen Galaxien, nicht aber nahe der Extrapolation der Verdickungen liegen. Eine mögliche Erklärung für die Zwerggalaxien frühen Typs als Scheibengalaxien ist, dass sie durch die Haufenumgebung transformierte Scheibengalaxien späten Typs sind. Außerdem demonstrieren wir, dass die Prozesse, die für eine solche Umwandlung verantwortlich sein könnten, auch brauchbare Möglichkeiten sind, um (i) die Abhängigkeit der Form von Zwerggalaxien frühen Typs im Haufenzentrum von ihrer Geschwindigkeit zu erklären, (ii) um die blauen kompakten Zwerggalaxien sich in Zwerggalaxien frühen Typs entwickeln zu lassen, und (iii) um die ultra-kompakten Zwerggalaxien durch Auseinanderreißen von Zwerggalaxien frühen Typs mit Kern zu formen.